ÚVAHA O METHODĚ POZOROVÁNÍ. 
Nabyv sedmiletou činností při dalekohledu a vědeckým zpraco- 
váním mnoha tisíců cizích pozorování bohatých zkušeností v methodách 
astrofotometrických, zmíním se o pravém významu častoc ítované methody 
Argelander-ovy a pokusím se podatí kritiku svých vlastních pozorování. 
Ideálně jednoduchá methoda Argelander-ova spočívá na odhadu 
rozdílů intensit dvou vjemů zrakových, rozeznávajíc celkem pět stupňů, 
z nichž základem jest stejnost vjemů {a = b), prvý pak stupeň udává mini- 
mum appercepce rozdílů intensit (a 1 6). Určitě vnímané rozdíly světelné 
označuje Argelander stupni 2 — 4, při čemž vztah a i b jest již neurčitě 
definován co na první pohled patrný rozdíl světelný. Jest samozřejmo, 
že při přesném applikování methody Argelander-ovy vědecky oprávněnou 
jest pouze stupnice daná vztahem a 0 — 3 b, tak že veškeré vyšší rozdíly 
dle methody Argelander-ovy jsou nepřípustný, ano protismyslný. V praksi 
pozorovací nevyjdeme však naprosto s touto přesnou methodou Argelander- 
ovou a sice z toho jednoduchého důvodu, že při větší amplitudě proměnné 
hvězdy nenajdeme postupem doby vhodných mezních bodů a- U, které 
by výše uvedené podmínce vyhovovaly. Tu jsme nuceni budto držeti se 
přesně methody Argelander-ovy a přibírali srovnávací hvězdy z dalekého 
okolí anebo opustiti tuto a měřili přímo větší difference než vlastně jest 
připustilo. Po dlouhých zkouškách rozhodl jsem se pro druhý případ a to 
z následujících vážných důvodů : 
Psychofysický zákon Fechner-ův ukazuje, že nejedná se při Arge- 
lander-ově stupnici 0 — 4 o addiční řadu prostých rozdílů intensit, nýbrž 
že ve skutečnosti appercipujeme vztahy logaritmické. Čistá methoda 
Argelander-ova vyhovuje v pomezí 0 — 3 těmto požadavkům tak, že možno 
pro určité poměry a určitého pozorovatele bráti za korrelát jednoho stupně 
hodnotu ležící velmi blízko při 0 06 až 0 08 velikosti hvězdné. Jest tedy 
zřejmo, že ono postřehnutelné minimum rozdílů dvou intensit leží blízko 
hodnoty 0 5 stupně, čili při 0 04 hv. velikosti. Zpracováním řad Šafaříkových, 
Baxendell-ových a vlastních přicházím, srovnávaje výsledky se systémem 
postupimského General- Katalogu, .k tomu důsledku, že stupeň Arge- 
lander-uv jest ve skutečnosti velice složitou funkcí intensity absolutní 
srovnávaných hvězd, a sice v tom smyslu, že přibývá-li oběma srovná- 
vaným objektům stejně na intensitě, fotometrický korrelit stupně stoupě, 
t. j. oko se otupuje. Nebude tudíž při grafickém řešení fotometrických 
hodnot srovnávacích hvězd možno tyto vyrovnati přímočaře (dle vztahů 
VI. 
